РАСЩЕПЛЕНИЕ ЛЕГКИХ И ТЯЖЕЛЫХ ЯДЕР ФОТОЭМУЛЬСИИ у-КВАНТАМИ С ЭНЕРГИЕЙ ДО 2 ГЭВ Текст научной статьи по специальности «Физика»

ИЗВЕСТИЯ

ТОМСКОГО ОРДЕНА ОКТЯБРЬСКОЙ РЕВОЛЮЦИИ И ОРДЕНА ТРУДОВОГО КРАСНОГО ЗНАМЕНИ ПОЛИТЕХНИЧЕСКОГО ИНСТИТУТА

им. С. М. КИРОВА

Том 278 1975

РАСЩЕПЛЕНИЕ ЛЕГКИХ И ТЯЖЕЛЫХ ЯДЕР ФОТОЭМУЛЬСИИ у-КВАНТАМИ С ЭНЕРГИЕЙ ДО 2 ГЭВ

В. В. МАМЕЕВ, В. А. ФИЛИМОНОВ, Д. А. ГАЛСТЯН *

(Представлена научно-техническим семинаром лаборатории высоких энергий НИИ ЯФ)

Ядерная фотоэмульсия является смесью различных элементов, которые МОЖ1НО р езде лить на две резко отличающиеся друг от друга группы — тяжелые (А§ и Вг) и легкие (С, N1, О, Н). При исследовании взаимодействия выкхжоэнергети<чных частиц с ядрами фотоэмульсии для разделения событий на легких и тяжелых ядрах обычно вводятся некоторые критерии отбора событий или ведется расчет на «усредненное» ядро без разделения взаимодействия на легких и тяжелых ядрах.

В некоторых случаях используется тот факт, что кулоновский барьер тяжелых ядер выше, чем для легких. Кулоновский барьер невозбужденных тяжелых ядер для а-частиц составляет 112—14 МэВ. Эта энергия соответствует пробегу а-«частицы в эмульсии типа БР-2 около 80 м1км. Вероятность появления частицы с пробегом меньше 50 мкм будет мала, если предположить, что частица прошла кулоновский барьер тяжелого ядра. Однако эксперимент показывает, что более -половины звезд (Мь^З) при облучении эмульсии 'у-квантами имеют треки короче 50 м'км и согласно высказанному предположению их следует отнести к расщеплению легких ядер.

Изучение образования звезд в нормальных и разбавленных фотоэмульсиях позволяет статистически разделить взаимодействие с легкими и тяжелыми ядрами. В разбавленной фотоэмульсии увеличено количество желатина и, следовательно, увеличено относительное количество легких ядер.

Облучение слоев релятивистских фотоэмульсий типа БР-2 (400 мкм) и разбавленных типа БР-2Х4 (260 мим) с четырехкратным разбавлением проводилось аналогично работам [1, 5] в прямых пучках тормозного излучения с максимальной энергией 300, 600 и 900 МэВ на электронном синхротроне «Сириус» НИИ ЯФ и 2000 МэВ на синхротроне Ереванского физического института. Слои эмульсии располагались перпендикулярно оси у-шучка для тото, чтобы уменьшить влияние фона электронно-1позитро;нных пар. Проявление фотоэмульсий проводилось в ЛВЭ ОИЯИ по стандартной технологии. Толщина слоев

* Ереванский физический институт.

измерялась перед проявлением. Регистрировались все события с числом треков Детали облучения и просмотра приведены в работе [1].

Элементарный состав эмульсии типа БР-2 взят по данным работы [2]. Состав разбавленной эмульсии БР-2Х4 определялся по составу эмульсии БРн2 и известному соотношении!) количества желатина в фотоэмульсиях. Данные по элементарному составу фотоэмульсий приведены в таблице.

Таблица

Элемент Число ядер X 10~22/см3

БР-2 БР-2 X 4

М 1,040 0,425

Вг 1,036 0,422

I 0,002 0,001

С 1,41 2,21

О 0,983 1,55

н 3,046 4,77

N 0,387 0,609

5 0,004 0,007

Тяжелые 2,08 0,846

Легкие 2,79 4,38

Водород из числа легких элементов исключен, так как вероятность то го, что на нем образуется многолучевая звезда, мала.

Сечение образования звезд на эквивалентный квант на ядро эмульсии определялось по формуле

N -

= - дйГ *

где N — число зарегистрированных событий; N<1) — число фо,новых событий; (3 — число эквивалентных квантов, (3 = \\7Е.[т; — полная энергия у-лучка; Еущ—максимальная энергия у-мвамтов; п — число ядер в 1 ом3; 1 — толщина слоя эмульсии; т] — эффективность просмотра. Сечения образования звезд на л ежих и тяжелых элементах соответственно равны

_ (1 + кп)ап - (1 + кг)аг

н ~ к ' кп кг

а = кгП + М°п " кпО +кг)аг ' кп - кг

где

, ПНг ! Пнп

кг =-, кп=--отношение числа тяжелых и легких ядер

Пи- Пьп

в разбавленной и нормальной фотоэмульсиях;

От и оп— сечения образования звезд в разбавленной и нормальной фотоэмульсиях;

Рис. 1. Зависимость сечений фотообразования звезд на легких и тяжелых ядрах от при различных ЕТш,

кп и кг — для эмульсий типа БР-2 и БР-2Х4 соответственно равны 0,744 и 0,194 (водород среди легких ядер исключен).

На рис. 1 приведены рассчитанные сечения оп и оь для событий с различным числом треков. Сечения .на легких ядрах гораздо меньше, чем ,на тяжелых, и практически все события с числом образовавшихся заряженных частиц ^7 обусловлены взаимодействием у-квантов с тяжелыми ядрами. Малолучевые звезды являются продуктом расщепления как легких, так и тяжелых ядер. Полному развалу ядра О16 (наиболее тяжелое из легких ядер, Б32 можно не учитывать, та1К как сера составляет всего 0,1% легких ядер) соответствует образование 8 серых или черных треков. В легких ядрах каскад обычно развивается слабо и большинство треков образуется частицами испарения остаточного ядра. При испарении частиц из ядра, возбужденных до энергии., близкой к полной энергии связи ядра, отношение чисел двукратно заряженных частиц к однократно заряженным приближается к 0,3 и, следовательно, максимальное число треков что согласуется с экспериментальными данными.

0,3

А

(5 и

2 Гэб

0,2 -

0,1 -

4-1

1-1-1-1-1-1-1-1-

{234567

Число треков

Рис. 2. Отношение сечений на легких и тяжелых ядрах в зависимости от 1Чть при Е тт =2 ГэВ.

На рис. 2 приведено отношение оь/он- Эта величина резко уменьшается гири увеличении числа треков в звезде. Средний атомный вес-тяжелого ядра эмульсии Ан=93,9 и для легкого — Аь=13,7. Для событий с числом треков ^2 отношение сечений на нуклон для легких и

аь Ан 0 „ ^

тяжелых элементов--т-- приведено на рис. 3. В пределах ошибок.

зн Аь

эта величина равна 1 в диапазоне Еут от 0,3 до 2 ГэВ. Этот факт согласуется с моделью, по которой сечение взаимодействия -у-квантов с ядром пропорционально массовому числу ядра мишени.

Из звезд с N1^2 более 80% относятся к тяжелым ядрам, и разделение событий на легких и тяжелых ядрах по наименьшему пробегу заряженных частиц является весьма грубым. Малопробежные частицы

6l AH GH AL 1.2

1.0

OA

0,6

OM

0.2

0,2

0,3 OA 0,5 0.6 0.8 1.0

2,0

Энергия Е%т.ГэВ

lAh

Рис. 3. Зависимость величины--

он Al

от Е

7ГП

могут образоваться как на каскадной стадии взаимодействия, так и на стадии испарения. Испарительный механизм испускания малознерге-тичных протонов обсуждается в работе Ле Кутера [3]. В результате преимущественного испарения нейтронов (особенно в конце процесса испарения) ядро-пр одукт будет иметь некоторый дефицит нейтронов, а энергия отрыва наименее связанного протона будет меньше энергии связи нейтрона на верхнем уровне. Если такое ядро сохранит энергию возбуждения, величина которой лежит между двумя значениями энергии связи нейтрона и протона, то произойдет вылет протона туннель-ньим способом, так как радиационная ширина при этих анергиях возбуждения еще мала по сравнению с частичной шириной. Энергия протонов распада заключена между 0 и 4 МэВ. Вылет а-частиц в результате такого механизма маловероятен вследствие большого кулоновюко-го барьера.

Расчеты каскадной стадии взаимодействия адронов различной энергии с тяжелыми ядрами, проводимые методом Монте-Карло также показывают, что существует значительная вероятность появления частиц малой энергии [4].

Авторы благодарят руководство Ереванского физического института за предоставление возможности облучить фотоэмульсии на синхротроне ЕрФИ; персоналы синхротронов ЕрФИ и «Сириус» НИИ ЯФЭА; группу просмотра НИИ ЯФЭА.

ЛИТЕРАТУРА

1. В. М. Б о б р и н а, В. В. Маме ев, В. А. Филимонов. Известия вузов, «Физика», № 10, 126 (1968).

2. К. С. Богомолов, JI. П. Вахтанов. Препринт ОИЯИ Р13-3163, Дубна (1967).

3. К. J. Le Coûter. Proc. Phys. Soc., 63, No 363A, 259 (1950).

4. I. D о s t г о v s k y, P. R a b i n о v i с h, B. Bi-vins. Phys. Rev., Ill, 1659 (1958).

5. С. E. Roos, V. Z. Peterson. Phys. Rev., 124, 1610 (1961).